Нуклеосинтез у наднових — нуклеосинтез хімічних елементів під час спалаху наднової. У досить масивних зорях нуклеосинтез шляхом злиття легших елементів у важчі відбувається під час послідовних процесів горіння гелію, вуглецю, кисню і кремнію, коли продукти одних ядерних реакцій після стискання й нагрівання стають паливом для наступної стадії «горіння». Під час гідростатично рівноважного спалювання переважно синтезуються продукти альфа-процесу (). Швидке вибухове спалювання наприкінці еволюції зорі зумовлене раптовим зростанням температури внаслідок радіального проходження ударної хвилі, яка виникає внаслідок гравітаційного колапсу. В. Д. Арнетт та його колеги з університету Райса показали, що в ядерних реаціях внаслідок коллапсу не-альфа-ядерні ізотопи синтезуються ефективніше, ніж у реакціях, які відбуваються в рівноважному стані зорі, припускаючи, що очікуваний ударно-хвильовий нуклеосинтез є найважливішим шляхом нуклеосинтезу в наднових. Ударно-хвильовий нуклеосинтез та процеси гідростатично рівноважного горіння разом утворюють більшу частину ізотопів вуглецю (), кисню () та елементів із (від неону до нікелю). У результаті викидання синтезованих ізотопів при вибухах наднових їхня частка у міжзоряному газі постійно збільшується. Це збільшення стало вперше очевидним для астрономів тому, що новонароджені зорі більш багаті на ці елементи, ніж старіші.
Елементи, важчі за нікель, є порівняно рідкісними через зменшення атомної маси їх ядерної енергії зв'язку на нуклон, але вони теж утворюються частково всередині наднових. Найбільший інтерес історично являв їх синтез шляхом швидкого захоплення нейтронів (r-процес). Загальноприйто, що в ядрах наднових виникають необхідні умови. Але у розділі «r-процес» нижче наведено нещодавно виявлену альтернативу. Ізотопи r-процесу приблизно в 100 000 разів менш поширені, ніж хімічні елементи, утворені ядерним синтезом в оболонках наднової. Крім того, вважається, що інші процеси нуклеосинтезу в наднових є також відповідальними за утворення інших важких елементів, зокрема, процес швидкого захоплення протонів (rp-процес), процес повільного захоплення нейтронів (s-процес) у оболонках масивних зір, що спалюють гелій, і в оболонках, що спалюють вуглець, і процес фотодизінтеграції відомий як γ-процес. Останній синтезує найлегші, найбідніші нейтронами, ізотопи елементів, важчих за залізо, з наявних важчих ізотопів.
Історія У 1946 р. Фред Гойл запропонував, що елементи, важчі за водень і гелій, утворюються шляхом нуклеосинтезу в ядрах масивних зір. До того вважалося, що елементи сучасного Всесвіту були значною мірою утворені під час його утворення. На той час природа наднових була незрозумілою, і Гойл припустив, що ці важкі елементи розподілялись в космосі за рахунок обертової нестабільності. У 1954 р. теорія нуклеосинтезу важких елементів у масивних зорях була вдосконалена та поєднана з більшим розумінням наднових для обчислення кількості елементів від вуглецю до нікелю. Ключові елементи теорії включали: передбачення збудженого стану ядра 12 С, що дає можливість потрійній альфа реакції відбуватись резонансно до вуглецю та кисню; термоядерні продовження синтезу ядерного горіння вуглецю, що синтезують Ne, Mg і Na; і горіння кисню, що синтезує Si, Al та S. Передбачалося, що ядерне горіння кремнію відбувається як кінцева стадія синтезу у ядрі масивних зір, хоча ядерна наука тоді ще не могла точно розрахувати, як саме. Він також прогнозував, що колапс масивних зір на пізній стадії їх еволюції «неминучий» через збільшення швидкості втрат енергії за рахунок нейтрино і призведе до спалаху з подальшим нуклеосинтезом важких елементів і викиданням їх у космос.
У 1957 р. праця авторів Маргарет Бербідж, Джеффрі Бербіджа, В. А. Фаулера і Гойла розширила і вдосконалила теорію нуклеосинтезу й отримала широке визнання. Вона стала відома під назвою B²FH або BBFH, за ініціалами авторів. Попередні публікації на десятиліття лишилися забутими внаслідок того, що в B²FH не було послалання на оригінальний опис Гойла нуклеосинтезу масивних зір. Дональд Клейтон пояснив таку невідомість також тим, що праця Гойла 1954 року описувала її ключове рівняння лише на словах, а також тим, що Гойл не достатньо уважно переглянув проект публікації B²FH, отриманий ним від співавторів, які самі не вивчили належним чином роботи Гойла.Дивись прим.1 у Під час дискусії 1955 року в Кембриджі з його співавторами під час підготовки до першого проекту B²FH 1956 року в ПасаденіДивись працю B²FH, скромність Гойла завадила йому підкреслити великі досягнення його теорії 1954 року.
Через тринадцять років після публікації B²FH, В. Д. Арнетт та його колеги показали, що остаточне горіння під час ударної хвилі, розпочатої в результаті колапсу ядра, може синтезувати ізотопи не-альфа-частинок ефективніше, ніж могло б гідростатичне горіння. Це дозволило припустити, що вибуховий нуклеосинтез є найважливішим компонентом нуклеосинтезу наднових. Якщо ударна хвиля, яка відскочила від колапсу речовини на щільне ядро, досить потужна, щоб призвести до скидання оболонки наднової, то вона має забезпечити раптовий нагрів зовнішніх шарів такої зорі, необхідний для вибухового термоядерного горіння. Теоретичною складністю стало розуміння того, як ця ударна хвиля може досягти зовнішніх шарів в умовах, коли речовина продовжує падати всередину. Спостереження наднових запевнили, що це має відбуватися.
Наприкінці 1960-х рр. білі карлики були запропоновані як можливі попередники деяких типів наднових, хоча остаточного розуміння механізму спалаху та пов'язаного з ним нуклеосинтезу не було до 1980-х років. Це показало, що наднові типу Ia викидають велику кількість радіоактивного нікелю та меншу кількість інших елементів залізного піку, при цьому радіоактивний нікель швидко перетворюється на радіоактивний кобальт, а потім — на стабільне залізо.
Епоха комп'ютерних моделей Праці Гойла 1946 і 1954 років та B²FH 1957 року були написані в докомп'ютерну епоху. Вони покладалися на ручні розрахунки, глибоке розуміння ядерної фізики і фізичну інтуїцію. Попри блискучість цих засновницьких праць, незабаром виник культурний розрив із молодим поколінням дослідників, які почали створювати комп'ютерні моделі, що врешті-решт дало відповіді на багато питань щодо пізніх стадій еволюції зірдив. приклад опису горіння гелію у I. Iben, Jr. Astrophys J. 147, 624 (1967) та нуклеосинтез всередині них.Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1995). «The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis». The Astrophysical Journal Supplement Series. 101: 181. doi:10.1086/192237.Thielemann, Fr.-K.; Nomoto, K.; Hashimoto, M.-A. (1996). «Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta». The Astrophysical Journal. 460: 408. doi:10.1086/176980.
Перебіг процесів Наднова — це раптовий вибух зорі, який відбувається за двома основними сценаріями. Перший полягає в тому, що білий карлик, який є залишком зорі низької маси, що вичерпала ядерне паливо, зазнає термоядерного вибуху після того, як його маса перевищує межу Чандрасехара внаслідок акреції речовини від більш дифузної зорі-супутника (зазвичай це червоний гігант), з якою вона перебуває у подвійній системі. Отриманий безконтрольний нуклеосинтез повністю руйнує зорю і викидає значну частину її маси в космос. Другий і приблизно втричі поширеніший сценарій відбувається, коли масивна зоря (у 12–35 разів масивніша за Сонце), зазвичай надгігант, у критичний час, досягає ізотопу нікель-56 у своїх процесах ядерного синтезу в ядрі. Без екзотермічної енергії від синтезу ядро масивної зорі-попередника наднової втрачає тепло, необхідне для підтримки тиску, і колапсує внаслідок сильного гравітаційного тиску. Передача енергії від колапсу ядра спричиняє наднову.
Ізотоп нікелю-56 має чи не найбільшу енергію зв'язку на нуклон серед усіх ізотопів, і тому є останнім ізотопом, ядерний синтез якого виділяє енергію. У ізотопів з атомною масою більше енергія зв'язку на нуклон менша; синтез таких ізотопів вже не може бути джерелом енергії. Коли оболонка наднової колапсує та зіштовхується з напівтвердим ядром, виділяється дуже багато енергії (близько 1053 ерг), що приблизно в сто разів перевищує кінетичну енергію скинутої оболонки. Десятки дослідницьких робіт були опубліковані в спробі описати гідродинаміку того, як той невеликий відсоток енергії, що падає, передається на оболонку, що надходить на ядро з огляду на неперервний колапс. Ця невизначеність залишається в повному описі колапсу наднових.
Ядерні реакції, в яких синтезуються елементи важчі заліза, поглинають енергію, тобто є ендотермічними. Коли такі реакції починають домінувати, температура ядра знижується. Це призводить до зменшення тиску в ядрі, який підтримує зовнішні шари зорі. Під дією сили тяжіння (яка більше не врівноважується тиском) зовнішня оболонка падає на ядро. Внаслідок колапсу маса ядра зростає й воно ущільнюється. Коли густина в надрах зорі досягає густини атомного ядра, подальше ущільнення стає неможливим й оболонка «відскакує» від нього. Виникає ударна хвиля, яка рухається назовні через нерозплавлену речовину зовнішньої оболонки. Проходження такої ударної хвилі призводить до різкого підвищення температури і в речовині оболонки, що багата легкими елементами, починається бурхливий нуклеосинтез, який часто називають вибуховим. У цьому процесі виділяється стільки енергії, що оболонка зорі скидається в навколишній міжзоряний простір і продукти нуклеосинтезу розсіюються там.
Горіння кремнію Після того, як зоря завершує ядерне горіння кисню, її ядро складається в основному з кремнію та сірки. Якщо зоря має достатньо високу масу, вона далі стискається, поки її ядро не досягне температури в межах 2,7–3,5 мільярда Кельвінів ()). При цих температурах кремній та інші ізотопи зазнають фотовикиду нуклонів енергійними тепловими фотонами (γ), викидаючи особливо альфа-частинки (4 He). Ядерне горіння кремнію відрізняється від попередніх стадій нуклеосинтезу тим, що має баланс між захопленнями альфа-частинок та їх зворотним фотовикидом, що утворює надлишок альфа-частинок у наведеній нижче послідовності, в якій кожному показаному захопленню альфа-частинки протистоїть його зворотня реакція, а саме фотовикид альфа-частинки численними тепловими фотонами:
|28Si || + || ||4He || || ||32S || + || γ; |- |32S || + || ||4He || || ||36Ar || + || γ; |- |36Ar || + || ||4He || || ||40Ca || + || γ; |- |40Ca || + || ||4He || || ||44Ti || + || γ; |- |44Ti || + || ||4He || || ||48Cr || + || γ; |- |48Cr || + || ||4He || || ||52Fe || + || γ; |- |52Fe || + || ||4He || || ||56Ni || + || γ; |- |56Ni || + || ||4He || || ||60Zn || + || γ. |} Альфа-частинкові ядра 44-Ti і більш масивні в останніх п'яти перерахованих реакціях, всі є радіоактивними, але вони розпадаються після їх викиду при вибухах наднової на численні ізотопи Са, Ti, Cr, Fe та Ni. Ця післявибухова радіоактивність набула великого значення для появи гамма-астрономії.